FORMACIÓN Y EVOLUCIÓN DE DISCOS PROTOPLANETARIOS: Aplicación a los sistemas DM Tau y GM Aur.

1. FORMACIÓN Y EVOLUCIÓN DE DISCOS PROTOPLANETARIOS: Aplicación a los sistemas DM Tau y GM Aur. Ricardo Hueso & Tristan Guillot Laboratoire Cassini, Observatoire de la Côte d’Azur, Niza,Francia E-mail: hueso@obs-nice.fr Presentación: http://www.obs-nice.fr/hueso/ 1

2. Introducción: • Evolución de discos  Formación planetaria • Características observacionales: • DM Tau y GM Aur • Modelos de discos protoplanetarios: • Colapso y evolución viscosa. • Estudio sistemático del espacio de parámetros • Prescripciones de viscosidad. Plan de la charla • Conclusiones: • Diferencias entre DM Tau y GM Aur 2

3. Introducción Formación planetaria en discos 3

4. Gas/100 10-3 Introducción Migración de partículas en la nebulosa Evolución comparativa del gas en la nebulosa protoplanetaria y de partículas sólidas no evaporativas de diferente tamaño. 4

5. Introducción Migración + Evaporación-Condensación + Coagulación Escalas de tiempo comparables a la formación de la estrella y el disco Fuerte dependencia de las condiciones iniciales Necesidad de estudiar la formación del disco junto con su posterior evolución Formación y evolución dependientes de múltiples parámetros , cd,Tcd, M0 Exploración del espacio de parámetros y comparación con observaciones de sistemas concretos: DM Tau y GM Aur 5

6. CO Maps of disk emission: Temperature and S retrievals Guilloteau & Dutrey, 1998 Simon, Guilloteau & Dutrey, 2001 Hartmann et al. 1998 Características observacionales: DM Tau y GM Aur 6

7. Colapso de esferas isotérmicas sobre un núcleo preexistente: Shu (1977). Formación de disco por conservación del momento angular de la nube molecular: Cassen and Moosman (1981). Rc Radio centrífugo Evolución de un disco viscoso con términos de fuente: Nakamoto and Nakagawa (1991) Modelos de formación y evolución de discos El escenario más simple: Evolución  7

8. Ejemplo para DM Tau  = 0.005 cd = 3 10-14 s-1 Tcd = 10 K M0 = 0.3 M Explorar el espacio de parámetros Analizar la parametrización de la turbulencia na=acsH nb=b(dW/dR)R3 8

9. Formación de discos protoplanetarios:DM Tau and GM Aur 9

10. Formación de discos protoplanetarios:Acreción en DM Tau and GM Aur 10 veces menos viscosidad en GM Aur ??? 10

11. Formación de discos protoplanetarios:La anómala reducida viscosidad de GM Aur Rcentrifugal disk 100 AU Evidencia observacional de un gap interno (5 AU) en el disco de GM Aur. Sargent et al; Rice, K. et al. Valores elevados de S Formación estable de una línea de hielo a 5-10 AU Escenario muy favorable para la formación planetaria 11

12. Conclusiones: La formación de planetesimales depende críticamente de las condiciones iniciales en el disco. Las escalas temporales de tiempo involucradas implican la necesidad de entender la formación inicial del disco. La formación de una línea de hielo es un resultado natural en modelos de discos difusivos. Dicha línea de hielo puede conducir a la formación de planetas gigantes en su localización. Modelos evolutivos básicos de discos incluyendo la formación y la evolución viscosa pueden ser formulados para diferentes sistemas, DM Tau y GM Aur siendo capaces de explicar las observaciones actuales: Los resultados para DM Tau encajan con los valores experables de los parámetros fundamentales gobernando la formación y evolución del sistema. Las discrepancias entre DM Tau y GM Aur pueden ser explicadas por la presencia de un planeta gigante en el sistema más masivo de GM Aur. Las observaciones más resolutivas de ALMA permitirán constreñir mucho mejor los modelos, identificar el mecanismo detrás de la turbulencia, los mecanismos disipativos de gas en la nebulosa y estudiar el tipo de partículas presentes a largos radios. 12